Kettős csillag

A kettõscsillag vagy kettõs rendszer két gravitációsan kötött csillag rendszere , amelyek zárt pályán keringenek egy közös tömegközéppont körül . A bináris csillagok nagyon gyakori objektumok. Galaxisunk összes csillagának körülbelül a fele kettős rendszerekhez tartozik [1] . Azok a csillagok, amelyek egymástól kis szögtávolságra vannak az égi szférán , de nincsenek gravitációslag kötöttek, nem tartoznak a binárishoz; optikai kettőseknek nevezik őket .

A forgási periódus és a csillagok közötti távolság mérésével néha meg lehet határozni a rendszer összetevőinek tömegét. Ez a módszer gyakorlatilag nem igényel további modell feltevéseket, ezért az egyik fő módszer a tömegek meghatározására az asztrofizikában. Emiatt a fekete lyukakból vagy neutroncsillagokból álló kettős rendszerek nagy érdeklődésre tartanak számot az asztrofizika számára .

Osztályozás

Fizikailag a kettőscsillagok két osztályba sorolhatók [2] :

csillagok, amelyek között elvileg nem lehetséges a tömegcsere – elkülönült bináris rendszerek .
a csillagok, amelyek között jár, menni fognak, vagy tömegek cseréje volt - szoros kettős rendszerek . Ezek viszont a következőkre oszthatók:
- Félig elválasztott, ahol csak egy csillag tölti ki a Roche-lebenyét .
- Kapcsolat, ahol mindkét csillag kitölti Roche-lebenyét.

A bináris rendszereket a megfigyelés módszere szerint is osztályozzák, megkülönböztethetők vizuális , spektrális , fogyatkozás , asztrometriai binárisok.

Vizuális bináris csillagok

Azokat a kettős csillagokat, amelyek külön is láthatók (vagy ahogy mondják, feloldhatók ), látható binárisoknak vagy vizuális binárisoknak nevezzük .

A csillagok vizuális binárisként való megfigyelésének képességét a távcső felbontása, a csillagoktól való távolság és a köztük lévő távolság határozza meg. Így a vizuális kettőscsillagok főként a Nap közelében található csillagok, amelyek nagyon hosszú forgási periódussal rendelkeznek (a komponensek közötti nagy távolság következménye). A hosszú periódus miatt egy bináris pályája csak évtizedeken át tartó számtalan megfigyelésből követhető nyomon. A mai napig több mint 78 000 , illetve 110 000 objektum található a WDS és CCDM katalógusokban, és ezek közül csak néhány száz kerülhet pályára. Száznál kevesebb objektum esetében a pálya kellő pontossággal ismert ahhoz, hogy megadja az összetevők tömegét.

Vizuális kettőscsillag megfigyelésekor mérjük a komponensek távolságát és a középpontvonal helyzetszögét, vagyis a világ északi pólusának iránya és a főcsillagot összekötő vonal iránya közötti szöget. műholdjával.

Speckle interferometrikus binárisok

A foltos interferometria az adaptív optikával együtt lehetővé teszi a csillagfelbontás diffrakciós határának elérését, ami viszont lehetővé teszi a kettőscsillagok észlelését. Így a foltos interferometrikus binárisok vizuális binárisok is. De ha a klasszikus vizuális-kettős módszernél két külön képet kell készíteni, akkor ebben az esetben foltos interferogramokat kell elemezni [1] .

A foltos interferometria több tíz éves periódusú binárisok esetén hatásos [3] .

Asztrometrikus kettős csillagok

Vizuális kettős csillagok esetén két objektumot látunk egyszerre mozogni az égen. Ha azonban azt képzeljük, hogy a két komponens közül az egyik valamilyen okból nem látható számunkra, akkor a kettősség a második komponens égboltbeli helyzetének megváltozásával mégis kimutatható. Ebben az esetben asztrometriai kettőscsillagokról beszélünk.

Ha nagy pontosságú asztrometriai megfigyelések állnak rendelkezésre, akkor a dualitás feltételezhető a mozgás nemlinearitásának rögzítésével: a megfelelő mozgás első deriváltja és a második[ pontosítás ] [4] . Az asztrometrikus kettőscsillagok különböző spektrális típusú barna törpék tömegének mérésére szolgálnak [5] .

Spektrális kettős csillagok

A spektroszkópiai bináris egy olyan csillag, amelynek kettősségét spektrális megfigyelések segítségével észlelik. Ennek érdekében több éjszakán át megfigyelik. Ha kiderül, hogy spektrumának vonalai periodikusan eltolódnak az idővel, akkor ez azt jelenti, hogy a forrás sebessége változik. Ennek számos oka lehet: magának a csillagnak a változékonysága , egy szupernóva-robbanás után kialakult sűrű, táguló héj jelenléte benne , stb.

Ha megkapjuk a második komponens spektrumát, amely hasonló eltolódásokat mutat, de ellenfázisban, akkor bátran kijelenthetjük, hogy bináris rendszerünk van. Ha az első csillag közeledik felénk, és vonalai a spektrum lila oldalára tolódnak el, akkor a második távolodik, vonalai pedig a vörös oldalra tolódnak el, és fordítva.

De ha a második csillag fényereje sokkal gyengébb, mint az első, akkor esélyünk van arra, hogy ne lássuk, és akkor meg kell fontolnunk más lehetséges lehetőségeket. A kettőscsillag fő jellemzője a sugárirányú sebességek periodicitása, valamint a maximális és minimális sebesség közötti nagy különbség. De szigorúan véve lehetséges, hogy egy exobolygót fedeztek fel . Ennek kiderítéséhez ki kell számítania a tömegfüggvényt , amellyel meg tudja ítélni a láthatatlan második komponens minimális tömegét, és ennek megfelelően, hogy mi az - bolygó, csillag vagy akár fekete lyuk .

A spektroszkópiai adatokból a komponensek tömegein kívül a köztük lévő távolság, a forgási periódus és a pálya excentricitása is kiszámítható. Ezekből az adatokból lehetetlen meghatározni a pálya dőlésszögét a látóvonalhoz képest. Ezért az alkatrészek tömegéről és távolságáról csak a dőlésszögig számítva lehet beszélni.

Mint minden csillagászok által vizsgált objektum esetében, itt is léteznek katalógusok a spektroszkópiai kettős csillagokról. A leghíresebb és legkiterjedtebb közülük az "SB9" (az angol Spectral Binaries-ből). 2013-ban 2839 objektummal rendelkezik.

Eclipsing binárisok

Előfordul, hogy a pályasík nagyon kis szögben hajlik a látóvonalhoz: egy ilyen rendszer csillagainak pályái mintegy felénk egy peremen helyezkednek el. Egy ilyen rendszerben a csillagok periodikusan felülmúlják egymást, vagyis a pár fényessége megváltozik. Azokat a kettőscsillagokat, amelyekben ilyen fogyatkozás figyelhető meg, fogyatkozási kettős csillagoknak vagy fogyatkozási változóknak nevezzük. A leghíresebb és elsőként felfedezett ilyen típusú csillag az Algol (Ördögszem) a Perszeusz csillagképben .

Mikrolencsés binárisok

Ha a csillag és a megfigyelő közötti látómezőben erős gravitációs mezővel rendelkező test található, akkor a tárgy lencsevégre kerül . Ha a mező erős lenne, akkor a csillagról több kép is megfigyelhető lenne, de a galaktikus objektumok mezője nem olyan erős, hogy a megfigyelő több képet is meg tudjon különböztetni, és ilyenkor mikrolencsékről beszélünk . Ha a gravírozott test kettőscsillag, akkor a látóvonal mentén történő áthaladáskor kapott fénygörbe nagymértékben eltér egyetlen csillag esetében [6] .

A mikrolencsét kettős csillagok keresésére használják, ahol mindkét komponens kis tömegű barna törpe [7] .

Kettős csillagokhoz kapcsolódó jelenségek és jelenségek

Algol paradoxona

Ezt a paradoxont a 20. század közepén A. G. Masevich és P. P. Parenago szovjet csillagászok fogalmazták meg, akik felhívták a figyelmet az Algol -komponensek tömege és evolúciós szakasza közötti eltérésre . A csillagfejlődés elmélete szerint egy hatalmas tömegű csillag fejlődési sebessége sokkal nagyobb, mint egy olyan csillagé, amelynek tömege a Napéhoz hasonlítható, vagy valamivel nagyobb. Nyilvánvaló, hogy a kettőscsillag alkotóelemei egy időben keletkeztek, ezért a tömeges komponensnek korábban kell fejlődnie, mint a kis tömegűnek. Az Algol rendszerben azonban a masszívabb komponens fiatalabb volt.

Ennek a paradoxonnak a magyarázata a szoros bináris rendszerekben előforduló tömegáramlás jelenségéhez kapcsolódik, és először D. Crawford amerikai asztrofizikus javasolta. Ha feltételezzük, hogy az evolúció során az egyik komponensnek lehetősége van tömeget átvinni egy szomszédnak, akkor a paradoxon megszűnik [8] .

Tömeges csere a csillagok között

Tekintsük egy szoros bináris rendszer közelítését (amely a Roche közelítés nevét viseli ):

A csillagokat ponttömegnek tekintjük, és saját szögimpulzusukat elhanyagolhatjuk a keringőhöz képest.
Az alkatrészek szinkronban forognak.
A pálya kör alakú

Ezután az M 1 és M 2 komponensekre az a=a 1 +a 2 fő féltengelyek összegével egy koordinátarendszert vezetünk be, amely szinkron a szoros bináris rendszer orbitális forgásával. A vonatkoztatási középpont az M 1 csillag középpontjában van , az X tengely M 1 -től M 2 -ig , a Z tengely pedig a forgásvektor mentén van. Ezután felírjuk a komponensek gravitációs mezőihez és a centrifugális erőhöz kapcsolódó potenciált [2] :

$\Phi =-{\frac {GM_{1}}{r_{1}}}-{\frac {GM_{2}}{r_{2}}}-{\frac {1}{2}}\omega ^{2}\left[(x-\mu a)^{2}+y^{2}\jobbra]$ ,

ahol r 1 = √ x 2 +y 2 +z 2 , r 2 = √ (xa) 2 +y 2 +z 2 , μ= M 2 /(M 1 +M 2 ) és ω a komponensek keringési frekvenciája . Kepler harmadik törvényét használva a Roche potenciál a következőképpen írható át:

$\Phi =-{\frac {1}{2}}\omega ^{2}a^{2}\Omega _{R}$ ,

hol van a dimenzió nélküli potenciál:

$\Omega _{R}={\frac {2}{(1+q)(r_{1}/a)))+{\frac {2}{(1+q)(r_{2}/a) ))+{\frac {(x-\mu a)^{2}+y^{2}}{a^{2}}}$ ,

ahol q = M 2 /M 1

Az ekvipotenciálok a Φ(x,y,z)=const egyenletből származnak . A csillagok középpontjai közelében alig különböznek a gömb alakúaktól, de a távolság növekedésével a gömbszimmetriától való eltérések erősödnek. Ennek eredményeként mindkét felület az L 1 Lagrange pontban találkozik . Ez azt jelenti, hogy a potenciálgát ezen a ponton egyenlő 0-val, és a csillag felszínéről e pont közelében található részecskék képesek a szomszédos csillag Roche-lebenyén belül mozogni a termikus kaotikus mozgás következtében [2] .

Új

Új csillagoknak nevezik, rövid időre (hetekre, hónapokra), fényességük több ezerszeresére (akár százezerszeresére) növelve. A kutatási eredmények szerint az összes ilyen csillag kettős, az egyik összetevő egy fehér törpe, a második pedig egy átlagos sűrűségű csillag, amely teljesen kitölti a Roche-lebenyét.

A röntgen megkettőzi

A közeli párokat röntgen binárisoknak nevezzük, ahol az egyik csillag egy kompakt objektum, egy neutroncsillag vagy egy fekete lyuk, és egy közönséges csillag anyagának leesése következtében kemény sugárzás keletkezik (amely elérte a határokat a Roche-lebeny) a pár kompakt komponense körül kialakult akkréciós korongra.

Szimbiotikus csillagok

Kölcsönhatásban lévő bináris rendszerek, amelyek egy vörös óriásból és egy fehér törpéből állnak, amelyeket egy közös köd vesz körül. Komplex spektrumok jellemzik őket , ahol az abszorpciós sávok mellett (pl. TiO ) vannak a ködökre jellemző emissziós vonalak (OIII, NeIII stb.). A szimbiotikus csillagok több száz napos periódussal változóak , nóvaszerű kitörések jellemzik őket , amelyek során fényességük két-három magnitúdóval növekszik.

A szimbiotikus csillagok viszonylag rövid távú, de rendkívül fontos és asztrofizikai megnyilvánulásaikban gazdag szakasza a közepes tömegű kettős csillagrendszerek fejlődésének, amelyek kezdeti keringési periódusa 1–100 év.

Bursters

Különféle röntgen-binárisok, amelyek rövid sorozatokban (másodpercekben) bocsátanak ki sugárzást tíz másodperces intervallumokkal.

Ia típusú szupernóvák

Az ilyen szupernóvák bináris rendszerben jönnek létre, amikor az akkréció során egy kompakt komponens (fehér törpe) tömege eléri a Chandrasekhar határértéket, vagy szénrobbanás következik be.

Eredet és fejlődés

Egyetlen csillag kialakulásának mechanizmusát elég jól tanulmányozták - ez egy molekulafelhő összenyomódása a gravitációs instabilitás miatt . A kezdeti tömegeloszlási függvényt is sikerült megállapítani . Nyilvánvaló, hogy a kettős csillag kialakulásának forgatókönyvének ugyanaznak kell lennie, de további módosításokkal. A következő ismert tényeket is meg kell magyaráznia [9] :

Dupla frekvencia. Átlagosan 50%, de eltérő a különböző spektrumtípusú csillagok esetében. Az O csillagok esetében ez körülbelül 70%, az olyan csillagoknál, mint a Nap (G spektrális típus) közel 50%, az M spektrális típusnál pedig körülbelül 30%.
Időszakos eloszlás.
A kettőscsillagok excentricitása tetszőleges 0<e<1 értéket vehet fel , mediánértéke e=0,55 . Vitatható, hogy nincs preferált érték, és gyakoriak a nagy excentricitású pályák.
Tömegarány. A q= M 1 / M 2 tömegarány eloszlását a legnehezebb mérni, mivel a szelekciós hatások befolyása nagy, de jelenleg úgy gondoljuk, hogy az eloszlás homogén és 0,2<q<1 tartományba esik . Így a kettőscsillagok általában sokkal erősebben rendelkeznek azonos tömegű komponensekkel, mint azt a kezdeti tömegfüggvény jósolja.

Jelenleg még nincs végleges felfogás arról, hogy milyen módosításokat kell végrehajtani, és milyen tényezők és mechanizmusok játszanak itt meghatározó szerepet. Az összes eddig javasolt elmélet felosztható az általuk használt képződési mechanizmus szerint [10] :

Elméletek köztes maggal
Köztes korongelméletek
Dinamikus elméletek

Elméletek köztes maggal

Az elméletek legszámosabb osztálya. Náluk a képződés a proto-felhő gyors vagy korai szétválása miatt következik be.

A legkorábbiak úgy vélik, hogy az összeomlás során a különféle instabilitások miatt a felhő helyi Jeans-tömegekre bomlik fel, amelyek addig nőnek, amíg a legkisebb meg nem szűnik optikailag átlátszó, és már nem lehet hatékonyan hűteni. A számított csillagtömeg-függvény azonban nem esik egybe a megfigyelttel.

Egy másik korai elmélet az összeeső magok szaporodását feltételezte a különböző ellipszis alakú alakzatokká való deformáció következtében.

A vizsgált típusú modern elméletek azonban úgy vélik, hogy a fragmentáció fő oka a belső energia és a forgási energia növekedése a felhő összehúzódásával [10] .

Köztes korongelméletek

A dinamikus koronggal rendelkező elméletekben a képződés a protostelláris korong feldarabolódása során következik be, vagyis sokkal később, mint a köztes maggal rendelkező elméletekben. Ehhez egy meglehetősen masszív korongra van szükség, amely érzékeny a gravitációs instabilitásra, és amelynek gáza hatékonyan hűthető. Ekkor több, ugyanabban a síkban fekvő társ megjelenhet, amelyek a szülőlemezről akkumulálják a gázt.

Az utóbbi időben az ilyen elméletekre vonatkozó számítógépes számítások száma jelentősen megnőtt. E megközelítés keretein belül jól megmagyarázható a szoros bináris rendszerek, valamint a különféle sokféleségű hierarchikus rendszerek eredete.

Dinamikus elméletek

Ez utóbbi mechanizmus arra utal, hogy a kettőscsillagok kompetitív akkréció által kiváltott dinamikus folyamatok során keletkeztek. Ebben a forgatókönyvben azt feltételezzük, hogy a molekulafelhő megközelítőleg Jeans tömegű klasztereket képez a benne lévő különféle turbulenciák miatt. Ezek a csomók egymással kölcsönhatásba lépve versenyeznek az eredeti felhő anyagáért. Ilyen körülmények között mind a már említett, közbenső lemezes modell, mind az alábbiakban tárgyalandó egyéb mechanizmusok jól működnek. Ráadásul a protocsillagok dinamikus súrlódása a környező gázzal közelebb hozza egymáshoz a komponenseket.

Az ilyen körülmények között működő mechanizmusok egyikeként a fragmentáció egy köztes maggal és egy dinamikus hipotézis kombinációját javasolják. Ez lehetővé teszi több csillag frekvenciájának reprodukálását a csillaghalmazokban. A fragmentációs mechanizmust azonban még nem írták le pontosan.

Egy másik mechanizmus magában foglalja a gravitációs kölcsönhatás keresztmetszetének növekedését a korong közelében, amíg egy közeli csillagot el nem fognak. Bár egy ilyen mechanizmus meglehetősen alkalmas nagy tömegű csillagok számára, teljesen alkalmatlan a kis tömegűekre, és nem valószínű, hogy domináns lesz a kettőscsillagok kialakulásában [10] .

Exobolygók bináris rendszerekben

A jelenleg ismert több mint 800 exobolygó közül a keringő egyes csillagok száma jelentősen meghaladja a különböző csillagrendszerekben található bolygók számát. A legfrissebb adatok szerint 64 [11] van .

A bináris rendszerekben lévő exobolygókat általában pályájuk konfigurációja szerint osztják fel [11] :

Az S-osztályú exobolygók az egyik komponens körül keringenek (pl . OGLE-2013-BLG-0341LB b ). 57 van belőlük.
A P-osztály olyan bolygókat tartalmaz, amelyek mindkét komponens körül keringenek . Megtalálták az NN Ser , DP Leo , HU Aqr , UZ For, Kepler-16 (AB)b , Kepler-34 (AB)b és Kepler-35 (AB)b területeken.

Ha megpróbál statisztikát készíteni, kiderül [11] :

A bolygók jelentős része olyan rendszerekben él, ahol a komponensek 35-100 AU tartományban vannak elválasztva. e., 20 a körüli értékre koncentrálva. e.
A széles rendszerekben (> 100 AU) lévő bolygók tömege 0,01 és 10 MJ között van (majdnem ugyanaz, mint az egyes csillagoké), míg a kisebb távolságú rendszerek bolygótömege 0,1 és 10 MJ között van.
A széles rendszerekben lévő bolygók mindig egyetlenek
Az orbitális excentricitások eloszlása eltér az egyediektől, elérve az e = 0,925 és az e = 0,935 értékeket.

A formálási folyamatok fontos jellemzői

A protoplanetáris korong körülmetélése. Míg az egycsillagokban a protoplanetáris korong a Kuiper-övig (30-50 AU) nyúlhat, addig a kettős csillagokban a második komponens hatása miatt a méretét levágja. Így a protoplanetáris korong hossza 2-5-ször kisebb, mint a komponensek közötti távolság.

A protoplanetáris korong görbülete. A vágás után visszamaradt korongot továbbra is befolyásolja a második komponens, és elkezd nyúlni, deformálódni, összefonódni, sőt eltörni. Ezenkívül egy ilyen korong precesszálni kezd.

A protoplanetáris lemez élettartamának csökkentése. Széles binárisok és egyediek esetében a protoplanetáris lemez élettartama 1-10 Myr, azonban a <40 AU-s elválasztású rendszerek esetében. e) A lemez élettartamának 0,1–1 millió év között kell lennie.

Planetesimal Formation Scenario

Inkonzisztens oktatási forgatókönyvek

Vannak olyan forgatókönyvek, amelyekben a bolygórendszer kezdeti, közvetlenül a kialakulás utáni konfigurációja eltér a jelenlegitől, és a további fejlődés során valósult meg.

Az egyik ilyen forgatókönyv egy bolygó elfogása egy másik csillagtól. Mivel egy kettőscsillagnak sokkal nagyobb a kölcsönhatási keresztmetszete, sokkal nagyobb az ütközés valószínűsége és egy bolygó elfogása egy másik csillagtól.
A második forgatókönyv azt sugallja, hogy az egyik komponens evolúciója során, már a fő szekvencia utáni szakaszokban, instabilitások keletkeznek az eredeti bolygórendszerben. Ennek eredményeként a bolygó elhagyja eredeti pályáját, és mindkét összetevő számára közös lesz.

Csillagászati adatok és elemzésük

Fénygörbék




Példák fénygörbékre egy elválasztott és szoros bináris rendszerhez

Abban az esetben, ha a kettőscsillag fogyatkozik, lehetővé válik az integrál fényesség időfüggőségének ábrázolása. A fényerő változékonysága ezen a görbén a következőtől függ [12] :

Maguk a napfogyatkozások
ellipszoid hatások.
A visszaverődés hatásai, vagy inkább az egyik csillag sugárzásának feldolgozása egy másik csillag légkörében.

Azonban csak maguknak a napfogyatkozásoknak az elemzése, amikor a komponensek gömbszimmetrikusak és nincs reflexiós hatás, a következő egyenletrendszer megoldására redukálódik [12] :

$1-l_{1}(\Delta )=\iint \limits _{{S(\Delta )}}I_{a}(\xi )I_{c}(\rho )d\sigma$

$1-l_{2}(\Delta )=\iint \limits _{{S(\Delta )}}I_{c}(\xi )I_{a}(\rho )d\sigma$

$\int \limits _{0}^{{r_{{\xi c))))I_{c}(\xi )2\pi \xi d\xi +\int \limits _{0}^{{r_ {{\rho c}}}}I_{c}(\rho )2\pi \rho d\rho =1$

ahol ξ, ρ a poláris távolságok az első és a második csillag korongján, I a az egyik csillag sugárzásának a másik atmoszférája általi abszorpciós függvénye, I c a dσ területek fényességfüggvénye különböző komponensekre , Δ az átfedési tartomány, r ξc ,r ρc az első és a második csillag teljes sugara.

Ennek a rendszernek a megoldása a priori feltevések nélkül lehetetlen. Pontosan úgy, mint a bonyolultabb esetek elemzése ellipszoid komponensekkel és reflexiós effektusokkal, amelyek jelentősek a szoros bináris rendszerek különböző változataiban. Ezért minden modern módszer a fénygörbék ilyen vagy olyan módon történő elemzésére olyan modellfeltevéseket vezet be, amelyek paramétereit másfajta megfigyelések segítségével találjuk meg [12] .

Radiális sebességgörbék

Ha egy kettőscsillagot spektroszkópiailag figyelünk meg, azaz spektroszkópiai kettőscsillagról van szó, akkor az összetevők sugárirányú sebességének időbeli változását ábrázolhatjuk. Ha feltételezzük, hogy a pálya kör alakú, akkor a következőt írhatjuk [2] :

$V_{s}=V_{0}sin(i)={\frac {2\pi }{P}}a\sin(i)$ ,

ahol V s a komponens sugárirányú sebessége, i a pálya hajlásszöge a látóvonalhoz képest, P a periódus, a pedig a komponens pályájának sugara. Ha ebbe a képletbe behelyettesítjük Kepler harmadik törvényét, akkor a következőt kapjuk:

$V_{s}={\frac {2\pi }{P}}{\frac {M_{s}}{M_{s}+M_{2}}}\sin(i)$ ,

ahol M s a vizsgált komponens tömege, M 2 a második komponens tömege. Így mindkét komponens megfigyelésével meg lehet határozni a binárist alkotó csillagok tömegeinek arányát. Ha újra felhasználjuk Kepler harmadik törvényét, akkor az utóbbi a következőre redukálódik:

$f(M_{2})={\frac {PV_{{s1}}}{2\pi G}}$ ,

ahol G a gravitációs állandó, f(M 2 ) pedig a csillag tömegfüggvénye, és definíció szerint egyenlő:

$f(M_{2})\equiv {\frac {(M_{2}\sin(i))^{3}}{(M_{1}+M_{2})^{2}}}$ .

Ha a pálya nem kör alakú, hanem excentricitása van, akkor kimutatható, hogy a tömegfüggvényhez a P keringési periódust meg kell szorozni a tényezővel . $(1-e^{2})^{{3/2}}$

Ha a második komponenst nem figyeljük meg, akkor tömegének alsó határaként az f(M 2 ) függvény szolgál.

Megjegyzendő, hogy csak a sugárirányú sebességgörbék tanulmányozásával lehetetlen egy bináris rendszer összes paraméterét meghatározni, mindig lesz bizonytalanság ismeretlen pályahajlásszög formájában [2] .

Az összetevők tömegének meghatározása

A két csillag közötti gravitációs kölcsönhatást szinte mindig kellő pontossággal írják le Newton törvényei és Kepler törvényei , amelyek Newton törvényeinek következményei. De a kettős pulzár leírásához (lásd a Taylor-Hulse pulzárt ) az általános relativitáselmélethez kell folyamodnunk . A relativisztikus hatások megfigyelési megnyilvánulásait tanulmányozva ismét ellenőrizhető a relativitáselmélet pontossága.

Kepler harmadik törvénye a forgási periódust az összetevők távolságával és a rendszer tömegével hozza összefüggésbe:

P=2\pi {\sqrt {\frac {a^{3}}{G(M_{1}+M_{2})))}

ahol a forradalom periódusa, a rendszer fél-főtengelye és az összetevők tömege, a gravitációs állandó . Vizuális bináris rendszer esetén lehetőség van mindkét komponens pályájának meghatározására, a periódus és a féltengely kiszámítására, valamint a tömegarányra. Egy rendszer bináris jellege azonban gyakran csak spektrális adatokból (spektrális bináris adatokból) ítélhető meg. A spektrumvonalak mozgásából meghatározható egy komponens, ritka esetekben pedig egyszerre két komponens sugárirányú sebessége. Ha csak egy komponens sugárirányú sebességét ismerjük, akkor a tömegekről nem kaphatunk teljes információt, de lehet tömegfüggvényt szerkeszteni és meghatározni a második komponens tömegének felső határát, ami azt jelenti, hogy lehet-e legyen fekete lyuk vagy neutroncsillag. $P$ $a$ $M_{1}$ $M_{2}$ $G$

Felfedezés és tanulmányozás története

Elsőként John Michell (John Michell tiszteletes) vetette fel a kettőscsillagok létezésének ötletét . A Royal Society előtt 1767-ben elmondott beszédében azt javasolta, hogy sok binárisnak tekintett csillag valóban fizikailag rokon lehet. Ennek a hipotézisnek a megfigyelési bizonyítékait Sir William Herschel tette közzé 1802-ben [13] .

Lásd még

Jegyzetek

↑ 1 2 A.A. Kiselev. Kettős csillagok . Astronet (2005. december 12.). Letöltve: 2013. április 27. Az eredetiből archiválva : 2013. április 5.. (határozatlan)
↑ 1 2 3 4 5 A. V. Zasov, K. A. Postnov. Általános asztrofizika . - Fryazino: 2006. SZÁZAD 2. - S. 208 -223. — 398 p. - 1500 példány. — ISBN 5-85099-169-7 .
↑ Foltos interferometria és a "gyors" vizuális binárisok pályái
↑ VV Makarov és GH Kaplan. Statisztikai korlátok nemlineáris mozgású asztrometrikus binárisokhoz . - Iránykód .
↑ Pápa, Benjámin; Martinache, Frantz; Tuthill, Péter. Dancing in the Dark: New Brown Dwarf Binaries from Kernel Phase Interferometry. - 2013. - .
↑ Kettőscsillagok gravitációs mikrolencsézése: Fénygörbe szintézis . - 1997. (elérhetetlen link)
↑ Choi, J.-Y.; Han, C.; Udalski, A.; Sumi, T stb. Mikrolencsés felfedezés egy nagyon szűk, nagyon alacsony tömegű bináris barna törpék populációjáról. - 2013. - .
↑ V.M. Lipunov. Az Algol-paradoxon . Letöltve: 2013. május 11. Az eredetiből archiválva : 2016. március 4. (határozatlan)
↑ Richard B. Larson. A bináris tulajdonságok hatásai a csillagkeletkezés elméleteire (angol) . - 2001. Archiválva : 2008. május 28.
↑ 1 2 3 Kaitlin M. Kratter. A binárisok kialakulása (angol) . - 2011. - . - arXiv : 1109.3740 .
↑ 1 2 3 Zhou, Ji-Lin; Xie, Ji-Wei; Liu, Hui-Gen; Zhang, Hui; Sun, Yi-Sui. Különböző bolygórendszerek kialakítása .
↑ 1 2 3 A.V. Goncharsky, A.M. Cserepascsuk, A.G. Yagola. Az asztrofizika rosszul feltett problémái. - Moszkva: Nauka, 1985. - S. 68-101. — 351 p. - 2500 példány.
↑ Hans Zinnecker. Binary Stars: Historical Millestones (angolul) : konferencia kiadványok. - A bináris csillagok kialakulása IAU szimpózium, 2001. - 20. évf. 200 . Archiválva az eredetiből 2008. május 28-án.

Irodalom

Bináris csillagok / P. G. Kulikovsky // Cosmos Physics: Little Encyclopedia / Szerk.: R. A. Sunyaev (főszerk.) és mások - 2. kiadás. - M .: Szovjet Enciklopédia , 1986. - S. 238-241. — 783 p. — 70.000 példány.
Lipunov V. M. A kettős csillagok világában. — M .: Nauka . Fizikai és matematikai irodalom főkiadása, 1986. - 208 p. - ("Kvantum" könyvtár; 52. szám). - 111 000 példány.

Linkek

BinSim – Bináris csillag vizualizációs szoftver
Spektrális kettős csillagok
Egy asztrometriai bináris pályája (nem elérhető link)

Szótárak és enciklopédiák

Nagy dán
Nagy orosz
Nagy Szovjet (1 kiadás)
Britannica (online)

Bibliográfiai katalógusokban
BNF : 11969477z GND : 4150454-9 J9U : 987007531742305171 LCCN : sh85127456 NDL : 00575138 NKC : ph114377

csillagrendszerek
A gravitáció köti	Galaxy törpe galaxis gömb alakú csillaghalmaz nyitott csillaghalmaz Fizikailag kettős csillag Fizikailag több csillag
Nem köti a gravitáció	csillagfolyam sztárszövetség Mozgó csillagcsoport szökött csillag hipersebességű csillag
Vizuálisan kapcsolódik	Optikai kettős csillag Optikailag több csillag csillagkép Asterizmus csillaghalmaz